Kirkasta yötaivasta poissa kaupungin valoista on helppo nähdä, että maailmankaikkeus on täynnä tähtiä. Kuinka luonto onnistui luomaan lukemattomia näitä esineitä? Loppujen lopuksi pelkästään Linnunradassa on arvioiden mukaan noin 100 miljardia tähteä. Lisäksi tähtiä syntyy edelleen tänään, 10-20 miljardia vuotta maailmankaikkeuden muodostumisen jälkeen. Miten tähdet muodostuvat? Mitä muutoksia tähti käy läpi ennen kuin se saavuttaa vakaan tilan, kuten aurinkomme?
Fysiikan näkökulmasta tähti on kaasupallo
Fysiikan näkökulmasta se on kaasupallo. Ydinreaktioissa - pääasiassa vedyn heliumin fuusioreaktioissa - syntyvä lämpö ja paine estävät tähteä romahtamasta oman painovoimansa vaikutuksesta. Tämän suhteellisen yksinkertaisen esineen elämä noudattaa hyvin määriteltyä skenaariota. Ensin tähti syntyy tähtienvälisestä kaasupilvestä menee pitkäksi tuomiopäivä. Mutta lopulta, kun kaikki ydinpolttoaine on loppunut, se muuttuu heikosti heleäksi valkoiseksi kääpiöksi, neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi.
Tämä kuvaus voi antaa vaikutelman, että tähtien evoluution muodostumisen ja varhaisten vaiheiden yksityiskohtainen analyysi ei saisi aiheuttaa merkittäviä vaikeuksia. Mutta painovoiman ja lämpöpaineen vuorovaikutus saa tähdet käyttäytymään arvaamattomilla tavoilla.
Tarkastellaan esimerkiksi valoisuuden kehitystä, eli tähtien pinnan lähettämän energiamäärän muutosta aikayksikköä kohti. Nuoren tähden sisälämpötila on liian alhainen vetyatomien fuusiolle, joten sen kirkkauden on oltava suhteellisen alhainen. Se voi kasvaa ydinreaktioiden alkaessa, ja vasta sitten se voi vähitellen laskea. Itse asiassa hyvin nuori tähti on erittäin kirkas. Sen valoisuus heikkenee iän myötä ja saavuttaa väliaikaisen minimin vedyn palamisen aikana.
Evoluution alkuvaiheessa tähdissä tapahtuu erilaisia fysikaalisia prosesseja.
Evoluution alkuvaiheessa tähdissä tapahtuu erilaisia fysikaalisia prosesseja, joista osa on vielä huonosti ymmärretty. Vasta kahden viime vuosikymmenen aikana tähtitieteilijät ovat alkaneet rakentaa yksityiskohtaista kuvaa tähtien kehityksestä teorian ja havaintojen kehityksen perusteella.
Tähdet syntyvät suurista, näkymättömistä pilvistä, jotka sijaitsevat spiraaligalaksien kiekoissa. Tähtitieteilijät kutsuvat näitä esineitä jättimäisiksi molekyylikomplekseiksi. Termi "molekyyli" heijastaa sitä tosiasiaa, että komplekseissa oleva kaasu koostuu pääasiassa vedystä molekyylimuodossa. Tällaiset pilvet ovat galaksin suurimpia muodostumia, joskus yli 300 sv. vuosien yli.
Tarkemmassa analyysissä tähden evoluutiosta
Tarkempi analyysi paljastaa, että tähdet muodostuvat yksittäisistä kondensaatioista - tiiviistä vyöhykkeistä - jättimäisessä molekyylipilvessä. Tähtitieteilijät ovat tutkineet kompaktien vyöhykkeiden ominaisuuksia suurilla radioteleskoopeilla, ainoilla instrumenteilla, jotka pystyvät havaitsemaan himmeitä millipilviä. Tämän säteilyn havainnoista seuraa, että tyypillisen kompaktin vyöhykkeen halkaisija on useita valokuukausia, tiheys 30 000 vetymolekyyliä cm^:ssä ja lämpötila 10 Kelviniä.
Näiden arvojen perusteella pääteltiin, että kaasun paine tiiviillä vyöhykkeellä on sellainen, että se kestää puristuksen itsepainovoimavoimien vaikutuksesta.
Siksi, jotta tähti muodostuisi, tiiviin vyöhykkeen täytyy supistua epävakaasta tilasta siten, että gravitaatiovoimat ylittävät kaasun sisäisen paineen.
Ei ole vielä selvää, kuinka kompaktit vyöhykkeet tiivistyvät alkuperäisestä molekyylipilvestä ja saavat näin epävakaan tilan. Siitä huolimatta, jo ennen kompaktien vyöhykkeiden löytämistä, astrofyysikoilla oli mahdollisuus simuloida tähtien muodostumisprosessia. Jo 1960-luvulla teoreetikot käyttivät tietokonesimulaatioita määrittääkseen, kuinka pilvet tiivistyvät epävakaassa tilassa.
Vaikka teoreettisissa laskelmissa käytettiin monenlaisia alkuolosuhteita, saadut tulokset osuivat yhteen: liian epävakaan pilven sisäosa supistuu ensin, eli keskellä oleva aine joutuu ensin vapaalle pudotukselle, kun taas perifeerinen alueet pysyvät vakaina. Pakkausalue laajenee vähitellen ulospäin ja peittää koko pilven.
Syvällä kutistuvan alueen suolistossa alkaa tähtien evoluutio
Syvällä kutistuvan alueen suolistossa tähtien muodostuminen alkaa. Tähden halkaisija on vain yksi valosekunti, eli miljoonasosa kompaktin vyöhykkeen halkaisijasta. Tällaisilla suhteellisen pienillä kooilla yleinen pilvipakkauskuvio ei ole merkittävä, mutta johtavassa asemassa tässä toistaa putoavan aineen nopeutta tähdellä 
Aineen putoamisnopeus voi olla erilainen, mutta se riippuu suoraan pilven lämpötilasta. Mitä korkeampi lämpötila, sitä suurempi nopeus. Laskelmat osoittavat, että romahtavan tiiviin vyöhykkeen keskelle voi kerääntyä Auringon massaa vastaava massa 100 000 - 1 miljoonan vuoden ajanjakson aikana.. Kokoontuvan pilven keskelle muodostunutta kappaletta kutsutaan prototähdeksi. Tietokonesimulaatioiden avulla tähtitieteilijät ovat kehittäneet mallin, joka kuvaa prototähden rakennetta.
Kävi ilmi, että putoava kaasu osuu prototähden pintaan erittäin suurella nopeudella. Siksi muodostuu voimakas iskurintama (jyrkkä siirtyminen erittäin korkeaan paineeseen). Iskunrintamassa kaasu lämpenee lähes 1 miljoonaan Kelviniin, minkä jälkeen se jäähtyy lähellä pintaa tapahtuvan säteilyn aikana nopeasti noin 10 000 K:een muodostaen prototähden kerros kerrokselta.
Iskurintaman läsnäolo selittää nuorten tähtien suuren kirkkauden
Iskurintaman läsnäolo selittää nuorten tähtien suuren kirkkauden. Jos protositähden massa on yhtä suuri kuin yksi auringon massa, niin sen kirkkaus voi ylittää auringon kymmenen kertaa. Mutta se ei johdu lämpöydinfuusioreaktioista, kuten tavallisissa tähdissä, vaan kineettinen energia gravitaatiokentässä hankittu aine.
Protositähdet voidaan tarkkailla, mutta ei perinteisillä optisilla kaukoputkilla.
Kaikki tähtienvälinen kaasu, mukaan lukien se, josta tähdet muodostuvat, sisältää "pölyä" - kiinteiden submikronisten hiukkasten seosta. Iskurintaman säteily kohtaa matkallaan suuren määrän näitä hiukkasia, jotka putoavat yhdessä kaasun kanssa prototähden pinnalle.
Kylmät pölyhiukkaset imevät iskurintaman lähettämiä fotoneja ja lähettävät ne uudelleen pidemmillä aallonpituuksilla. Tämä pitkän aallonpituinen säteily puolestaan absorboituu ja säteilee sitten uudelleen vielä kauempana olevaan pölyyn. Siksi vaikka fotoni kulkee tiensä pöly- ja kaasupilvien läpi, sen aallonpituus on sähkömagneettisen spektrin infrapuna-alueella. Mutta jo useiden valotuntien etäisyydellä prototähdestä fotonin aallonpituus kasvaa liian suureksi, jotta pöly ei voi imeä sitä ja se voi vihdoin ryntää esteettömästi maaherkkiin, infrapunasäteilylle herkkiin teleskooppeihin.
Huolimatta nykyaikaisten ilmaisimien laajoista ominaisuuksista, tähtitieteilijät eivät voi väittää, että kaukoputket todella rekisteröivät prototähtien säteilyä. Ilmeisesti ne ovat syvästi piilossa radioalueella rekisteröityjen kompaktien vyöhykkeiden suolissa. Rekisteröinnin epävarmuus johtuu siitä, että ilmaisimet eivät pysty erottamaan prototähteä vanhemmista kaasun ja pölyn sekaisin tähdistä.
Luotettavaa tunnistamista varten infrapuna- tai radioteleskoopin on havaittava Doppler-siirtymä prototähden spektrien emissioviivoissa. Doppler-siirtymä näyttäisi pinnalle putoavan kaasun todellisen liikkeen.
Heti kun aineen putoamisen seurauksena prototähden massa saavuttaa useita kymmenesosia Auringon massasta, keskustan lämpötila riittää lämpöydinfuusioreaktioiden alkamiseen. Prototähtien lämpöydinreaktiot eroavat kuitenkin olennaisesti keski-ikäisten tähtien reaktioista. Tällaisten tähtien energialähde on heliumin termoydinfuusioreaktiot vedystä.
Vety on yleisin kemiallinen alkuaine universumissa
Vety on maailmankaikkeuden runsain kemiallinen alkuaine. Universumin (Big Bang) syntyessä tämä alkuaine muodostui tavallisessa muodossaan ytimellä, joka koostui yhdestä protonista. Mutta kaksi 100 000 ytimestä on deuteriumytimiä, jotka koostuvat protonista ja neutronista. Tämä vedyn isotooppi on läsnä nykyaikana tähtienvälisessä kaasussa, josta se tulee tähtiin.
On huomionarvoista, että tällä niukalla sekoituksella on hallitseva rooli prototähtien elämässä. Lämpötila niiden syvyyksissä on riittämätön tavallisen vedyn reaktioihin, jotka tapahtuvat 10 miljoonalla kelvinillä. Mutta painovoiman puristuksen seurauksena lämpötila prototähden keskustassa voi helposti saavuttaa miljoona Kelviniä, kun deuteriumytimien fuusio alkaa, jolloin myös kolossaalista energiaa vapautuu.
Protähtien aineen opasiteetti on liian suuri
Alkutähtien aineen opasiteetti on liian suuri, jotta tämä energia siirrettäisiin säteilysiirrolla. Siksi tähdestä tulee konvektiivisesti epävakaa: "ydinpalon" lämmittämät kaasukuplat kelluvat pintaan. Näitä nousevia virtauksia tasapainottavat kylmät kaasuvirrat, jotka laskeutuvat kohti keskustaa. Samanlaisia konvektiivisia liikkeitä, mutta paljon pienemmässä mittakaavassa, tapahtuu höyrylämmitetyssä huoneessa. Prototähdessä konvektiiviset pyörteet kuljettavat deuteriumia pinnasta sen sisäpuolelle. Siten lämpöydinreaktioihin tarvittava polttoaine saavuttaa tähden ytimen.
Huolimatta deuteriumytimien erittäin alhaisesta pitoisuudesta, niiden sulautumisen aikana vapautuva lämpö vaikuttaa voimakkaasti prototähteen. Deuteriumin palamisreaktioiden pääasiallinen seuraus on prototähden "turvotus". Deuteriumin "polttamisen" seurauksena tapahtuvan tehokkaan lämmönsiirron vuoksi konvektiolla prototähden koko kasvaa, mikä riippuu sen massasta. Yhden aurinkomassan prototähden säde on yhtä suuri kuin viisi auringon massaa. Kolmen auringon massalla prototähti turpoaa säteelle, joka vastaa 10 aurinkoa. 
Tyypillisen kompaktin vyöhykkeen massa on suurempi kuin sen synnyttämän tähden massa. Siksi täytyy olla jokin mekanismi, joka poistaa ylimääräisen massan ja pysäyttää aineen putoamisen. Useimmat tähtitieteilijät ovat vakuuttuneita siitä, että voimakas tähtituuli on vastuussa tästä, joka pakenee prototähden pinnalta. Tähtituuli puhaltaa sisään tulevan kaasun taaksepäin ja hajottaa lopulta tiiviin vyöhykkeen.
tähtien tuuli idea
"Ajatus tähtituulesta" ei seuraa teoreettisista laskelmista. Ja hämmästyneille teoreetikoille annettiin todisteita tästä ilmiöstä: havaintoja molekyylikaasuvirroista, jotka liikkuvat infrapunasäteilyn lähteistä. Nämä virtaukset liittyvät prototähtien tuuleen. Sen alkuperä on yksi nuorten tähtien syvimmistä mysteereistä.
Kun kompakti vyöhyke haihtuu, valotetaan kohde, joka voidaan havaita optisella alueella - nuori tähti. Kuten prototähdellä, sillä on korkea kirkkaus, jonka määrää enemmän painovoima kuin fuusio. Paine tähden sisällä estää katastrofaalisen painovoiman romahtamisen. Tästä paineesta vastaava lämpö säteilee kuitenkin tähden pinnasta, joten tähti loistaa erittäin kirkkaasti ja supistuu hitaasti.
Kun se supistuu, sen sisäinen lämpötila nousee vähitellen ja saavuttaa lopulta 10 miljoonaa Kelviniä. Sitten vetyytimien fuusioreaktiot alkavat heliumin muodostumisella. Vapautunut lämpö luo painetta, joka estää puristumisen, ja tähti loistaa pitkään, kunnes ydinpolttoaine loppuu sen syvyyksistä.
Aurinkomme, tyypillinen tähti, kesti noin 30 miljoonaa vuotta kutistua prototähdestä nykykokoon. Lämpöydinreaktioiden aikana vapautuvan lämmön ansiosta se on säilyttänyt nämä mitat noin 5 miljardia vuotta.
Näin tähdet syntyvät. Mutta huolimatta tutkijoiden ilmeisistä onnistumisista, jotka ovat antaneet meille mahdollisuuden oppia yksi monista maailmankaikkeuden salaisuuksista, monia muita tunnettuja nuorten tähtien ominaisuuksia ei ole vielä täysin ymmärretty. Tämä viittaa niiden epäsäännölliseen vaihteluun, valtavaan tähtituuliin, odottamattomiin kirkkaisiin välähdyksiin. Näihin kysymyksiin ei ole vielä varmoja vastauksia. Mutta nämä ratkaisemattomat ongelmat tulisi nähdä katkeamisina ketjussa, jonka päälenkit on jo juotettu. Ja voimme sulkea tämän ketjun ja täydentää nuorten tähtien elämäkerran, jos löydämme luonnon itsensä luoman avaimen. Ja tämä avain vilkkuu sisään kirkas taivas yläpuolellamme.
Video tähden syntymästä:
Jokainen meistä katsoi ainakin kerran elämässään tähtitaivasta. Joku katsoi tätä kauneutta ja koki romanttisia tunteita, toinen yritti ymmärtää, mistä kaikki tämä kauneus tulee. Elämä avaruudessa, toisin kuin elämä planeetallamme, virtaa eri nopeudella. Aika ulkoavaruudessa elää omien kategorioidensa mukaan, etäisyydet ja mitat universumissa ovat valtavat. Ajattelemme harvoin sitä tosiasiaa, että galaksien ja tähtien evoluutio tapahtuu jatkuvasti silmiemme edessä. Jokainen valtavassa avaruudessa oleva esine on tiettyjen fysikaalisten prosessien seuraus. Galakseilla, tähdillä ja jopa planeetoilla on suuria kehitysvaiheita.
Planeettamme ja me kaikki olemme riippuvaisia valoistamme. Kuinka kauan aurinko ilahduttaa meitä lämmöllään, hengittäen elämää aurinkokuntaan? Mikä meitä odottaa tulevaisuudessa miljoonien ja miljardien vuosien kuluttua? Tältä osin on uteliasta oppia lisää siitä, mitkä ovat tähtitieteellisten kohteiden evoluution vaiheet, mistä tähdet tulevat ja miten näiden upeiden valaisimien elämä yötaivaalla päättyy.
Tähtien alkuperä, syntymä ja kehitys
Linnunradallamme ja koko maailmankaikkeudessamme asuvien tähtien ja planeettojen kehitys ymmärretään suurimmaksi osaksi hyvin. Avaruudessa fysiikan lait ovat horjumattomat, mikä auttaa ymmärtämään avaruusobjektien alkuperää. Tässä tapauksessa on tapana luottaa alkuräjähdyksen teoriaan, joka on nyt hallitseva oppi maailmankaikkeuden syntyprosessista. Tapahtuma, joka ravisteli maailmankaikkeutta ja johti universumin muodostumiseen, on salamannopea kosmisten standardien mukaan. Koskoksen kannalta hetket kuluvat tähden syntymästä sen kuolemaan. Valtavat etäisyydet luovat illuusion maailmankaikkeuden pysyvyydestä. Kaukana leimahtanut tähti on loistanut meille miljardeja vuosia, jolloin sitä ei ehkä enää ole olemassa.
Galaksin ja tähtien evoluutioteoria on alkuräjähdyksen teorian kehitys. Oppi tähtien syntymisestä ja syntymisestä tähtijärjestelmät eroaa tapahtuman mittakaavassa ja aikakehyksessä, joka, toisin kuin koko maailmankaikkeus, voidaan havaita nykyaikaiset keinot Tieteet.
opiskelu elinkaari tähdet voidaan ottaa esimerkkinä meitä lähimmästä tähdestä. Aurinko on yksi sadoista biljoonista tähdistä näkökentässämme. Lisäksi etäisyys Maan ja Auringon välillä (150 miljoonaa km) tarjoaa ainutlaatuisen mahdollisuuden tutkia kohdetta poistumatta aurinkokunnasta. Saatujen tietojen avulla voimme ymmärtää yksityiskohtaisesti, kuinka muut tähdet on järjestetty, kuinka nopeasti nämä jättiläismäiset lämmönlähteet tyhjenevät, mitkä ovat tähtien kehityksen vaiheet ja mikä on tämän loistavan elämän finaali - hiljainen ja himmeä tai kimalteleva, räjähtävä.
Alkuräjähdyksen jälkeen pienimmät hiukkaset muodostivat tähtienvälisiä pilviä, joista tuli biljoonien tähtien "äitiyssairaala". On ominaista, että kaikki tähdet syntyivät samaan aikaan supistumisen ja laajenemisen seurauksena. Kosmisen kaasun pilvien puristuminen syntyi sen oman painovoiman ja vastaavien prosessien vaikutuksesta lähistön uusissa tähdissä. Laajentuminen johtui tähtienvälisen kaasun sisäisestä paineesta ja kaasupilven sisällä olevista magneettikentistä. Tässä tapauksessa pilvi pyöri vapaasti massakeskipisteensä ympäri.
Räjähdyksen jälkeen muodostuneet kaasupilvet koostuvat 98 % atomeista ja molekyylistä vedystä ja heliumista. Vain 2 % tästä massiivista on pölyä ja kiinteitä mikroskooppisia hiukkasia. Aikaisemmin uskottiin, että minkä tahansa tähden keskellä on raudan ydin, joka on kuumennettu miljoonan asteen lämpötilaan. Juuri tämä näkökohta selitti tähden jättimäisen massan.
Fyysisten voimien vastakkainasettelussa puristusvoimat vallitsisivat, koska energian vapautumisesta syntyvä valo ei tunkeudu kaasupilveen. Valo, yhdessä osan vapautuneesta energiasta, etenee ulospäin luoden pakkaslämpötilan ja matalan paineen vyöhykkeen tiheän kaasukertymän sisään. Tässä tilassa kosminen kaasu puristuu nopeasti, painovoiman vetovoiman vaikutus johtaa siihen, että hiukkaset alkavat muodostaa tähtiainetta. Kun kaasun kerääntyminen on tiheää, voimakas puristus saa aikaan tähtijoukkojen muodostumisen. Kun kaasupilven koko on pieni, puristuminen johtaa yhden tähden muodostumiseen.
Lyhyt kuvaus tapahtuneesta on, että tuleva valaisin käy läpi kaksi vaihetta - nopean ja hitaan kompressoinnin prototähden tilaan. Yksinkertaisella ja ymmärrettävällä kielellä nopea supistuminen tarkoittaa tähtien aineen putoamista kohti prototähden keskustaa. Hidas supistuminen tapahtuu jo prototähden muodostuneen keskuksen taustalla. Seuraavien satojen tuhansien vuosien aikana uusi muodostuma pienenee kooltaan ja sen tiheys kasvaa miljoonia kertoja. Vähitellen prototähti muuttuu läpinäkymättömäksi tähtiaineen suuren tiheyden vuoksi, ja jatkuva puristus laukaisee sisäisten reaktioiden mekanismin. Sisäisen paineen ja lämpötilojen kasvu johtaa oman painopisteensä tulevan tähden muodostumiseen.
Tässä tilassa prototähti pysyy miljoonia vuosia, luovuttaen hitaasti lämpöä ja kutistuen vähitellen pienentäen kokoaan. Tämän seurauksena uuden tähden ääriviivat ilmestyvät, ja sen aineen tiheys on verrattavissa veden tiheyteen.
Keskimäärin tähtemme tiheys on 1,4 kg / cm3 - melkein sama kuin suolaisen Kuolleenmeren veden tiheys. Keskellä Auringon tiheys on 100 kg/cm3. Tähtien aines ei ole nestemäisessä tilassa, vaan se on plasman muodossa.
Valtavan paineen ja noin 100 miljoonan K lämpötilan vaikutuksesta vetykierron lämpöydinreaktiot alkavat. Puristus pysähtyy, esineen massa kasvaa, kun painovoiman energia muuttuu vedyn lämpöydinpoltoksi. Siitä hetkestä lähtien uusi energiaa säteilevä tähti alkaa menettää massaa.
Yllä oleva versio tähden muodostumisesta on vain primitiivinen kaava, joka kuvaa evoluution alkuvaihetta ja tähden syntymää. Nykyään tällaiset prosessit galaksissamme ja koko maailmankaikkeudessa ovat käytännössä huomaamattomia tähtien materiaalin intensiivisen ehtymisen vuoksi. Galaksimme koko tietoisen havainnointihistorian aikana on havaittu vain yksittäisiä uusien tähtien esiintymistä. Universumin mittakaavassa tätä lukua voidaan kasvattaa satoja ja tuhansia kertoja.
Suurimman osan elämästään prototähdet ovat piilossa ihmissilmältä pölykuorella. Ytimen säteilyä voidaan havaita vain infrapuna-alueella, mikä on ainoa tapa nähdä tähden syntymä. Esimerkiksi Orion-sumusta vuonna 1967 astrofyysikot löysivät infrapuna-alueelta uuden tähden, jonka säteilylämpötila oli 700 Kelvin-astetta. Myöhemmin kävi ilmi, että prototähtien syntymäpaikat ovat kompakteja lähteitä, joita ei ole saatavana vain galaksissamme, vaan myös muissa universumin nurkissa, jotka ovat kaukana meistä. Infrapunasäteilyn lisäksi uusien tähtien syntymäpaikkoja leimaavat voimakkaat radiosignaalit.
Tutkimusprosessi ja tähtien evoluution suunnitelma
Koko tähtien tuntemisprosessi voidaan jakaa useisiin vaiheisiin. Aivan alussa sinun tulee määrittää etäisyys tähteen. Tieto siitä, kuinka kaukana tähti on meistä, kuinka kauan valo tulee siitä, antaa käsityksen siitä, mitä tähdelle tapahtui koko tämän ajan. Kun ihminen oppi mittaamaan etäisyyden kaukaisiin tähtiin, kävi selväksi, että tähdet ovat samoja aurinkoja, vain erikokoisia ja erilainen kohtalo. Kun tiedät etäisyyden tähteen, tähden lämpöydinfuusioprosessi voidaan jäljittää valon tason ja säteilevän energian määrän perusteella.
Kun etäisyys tähteen on määritetty, on mahdollista spektrianalyysin avulla laskea tähden kemiallinen koostumus ja selvittää sen rakenne ja ikä. Spektrografin tulon ansiosta tutkijoilla oli mahdollisuus tutkia tähtien valon luonnetta. Tätä laitetta voidaan käyttää määrittämään ja mittaamaan kaasun koostumus tähtiaine, jota tähdellä on olemassaolonsa eri vaiheissa.
Tutkiessaan Auringon ja muiden tähtien energian spektrianalyysiä tutkijat tulivat siihen tulokseen, että tähtien ja planeettojen evoluutiolla on yhteiset juuret. Kaikilla kosmisilla kappaleilla on sama tyyppi, samanlainen kemiallinen koostumus ja ne ovat peräisin samasta aineesta, joka syntyi alkuräjähdyksen seurauksena.
Tähtien aines koostuu samoista kemiallisista alkuaineista (raudaan asti) kuin planeettamme. Ero on vain tiettyjen alkuaineiden määrässä ja Auringossa ja maan taivaanvahvuuden sisällä tapahtuvissa prosesseissa. Tämä erottaa tähdet muista maailmankaikkeuden kohteista. Tähtien alkuperää tulisi tarkastella myös toisen fyysisen tieteenalan, kvanttimekaniikan, yhteydessä. Tämän teorian mukaan tähtiaineen määräävä aine koostuu jatkuvasti jakautuvista atomeista ja alkuainehiukkasista, jotka luovat oman mikrokosmosensa. Tässä valossa tähtien rakenne, koostumus, rakenne ja kehitys ovat kiinnostavia. Kuten kävi ilmi, suurin osa tähdestämme ja monista muista tähdistä koostuu vain kahdesta alkuaineesta - vedystä ja heliumista. Tähtien rakennetta kuvaava teoreettinen malli mahdollistaa sen rakenteen ja tärkeimmän eron muista avaruusobjekteista.
Pääominaisuus on, että monilla universumin esineillä on tietty koko ja muoto, kun taas tähti voi muuttaa kokonsa kehittyessään. Kuuma kaasu on yhdistelmä atomeja, jotka ovat heikosti sitoutuneet toisiinsa. Miljoonia vuosia tähden muodostumisen jälkeen tähtiaineen pintakerros alkaa jäähtyä. Tähti luovuttaa suurimman osan energiastaan ulkoavaruuteen pienentyen tai kasvaen. Lämmön ja energian siirtyminen tapahtuu tähden sisäalueilta pinnalle, mikä vaikuttaa säteilyn voimakkuuteen. Toisin sanoen sama tähti näyttää erilaiselta olemassaolonsa eri ajanjaksoina. Vetykiertoreaktioihin perustuvat lämpöydinprosessit myötävaikuttavat kevyiden vetyatomien muuntamiseen raskaammiksi alkuaineiksi - heliumiksi ja hiileksi. Astrofyysikkojen ja ydintutkijoiden mukaan tällainen lämpöydinreaktio on tehokkain vapautuvan lämmön määrän suhteen.
Miksi ytimen ydinfuusio ei pääty tällaisen reaktorin räjähtämiseen? Asia on siinä, että siinä olevan gravitaatiokentän voimat voivat pitää tähtiaineen stabiloidussa tilavuudessa. Tästä voimme tehdä yksiselitteisen johtopäätöksen: mikä tahansa tähti on massiivinen kappale, joka säilyttää kokonsa painovoiman ja lämpöydinreaktioiden energian välisen tasapainon vuoksi. Tällaisen ihanteellisen luonnollisen mallin tulos on toimintakykyinen lämmönlähde pitkä aika. Oletetaan, että ensimmäiset elämänmuodot ilmestyivät maapallolle 3 miljardia vuotta sitten. Aurinko lämmitti niinä kaukaisina aikoina planeettamme samalla tavalla kuin nyt. Näin ollen tähtemme ei ole juurikaan muuttunut huolimatta siitä, että säteilevän lämmön ja aurinkoenergian mittakaava on valtava - yli 3-4 miljoonaa tonnia sekunnissa.
On helppo laskea, kuinka paljon tähtemme on laihtunut olemassaolonsa aikana. Tämä on valtava luku, mutta sen valtavan massan ja suuren tiheyden vuoksi tällaiset häviöt maailmankaikkeuden mittakaavassa näyttävät merkityksettömiltä.
Tähtien evoluution vaiheet
Tähden kohtalo riippuu tähden alkumassasta ja sen kemiallisesta koostumuksesta. Vaikka vedyn päävarastot ovat keskittyneet ytimeen, tähti pysyy niin sanotussa pääsekvenssissä. Heti kun on taipumus suurentaa tähden kokoa, se tarkoittaa, että lämpöydinfuusion päälähde on kuivunut. Taivaankappaleen muutoksen pitkä viimeinen matka alkoi.
Universumissa muodostuneet valaisimet jaetaan alun perin kolmeen yleisimpään tyyppiin:
- normaalit tähdet (keltaiset kääpiöt);
- kääpiötähdet;
- jättiläisiä tähtiä.
Pienimassaiset tähdet (kääpiöt) polttavat hitaasti vetyvarantojaan ja elävät elämänsä melko rauhallisesti.
Tällaisia tähtiä on enemmistö universumissa, ja tähtemme, keltainen kääpiö, kuuluu niihin. Vanhuuden alkaessa keltaisesta kääpiöstä tulee punainen jättiläinen tai superjättiläinen.
Tähtien alkuperän teorian perusteella tähtien muodostumisprosessi maailmankaikkeudessa ei ole päättynyt. Suurin osa kirkkaat tähdet galaksissamme eivät ole vain suurimmat aurinkoon verrattuna, vaan myös nuorimmat. Astrofyysikot ja tähtitieteilijät kutsuvat tällaisia tähtiä sinisiksi superjättiläisiksi. Lopulta he kohtaavat saman kohtalon, jota biljoonat muut tähdet kokevat. Ensinnäkin nopea synnytys, loistava ja kiihkeä elämä, jonka jälkeen tulee hitaan vaimenemisen aika. Auringon kokoisilla tähdillä on pitkä elinkaari, sillä ne ovat pääjonossa (sen keskellä).
Käyttämällä tietoja tähden massasta voimme olettaa sen kehityspolun. Tämän teorian selkeä esimerkki on tähtemme kehitys. Mikään ei ole pysyvää. Termoydinfuusion seurauksena vety muuttuu heliumiksi, joten sen alkuperäiset varat kulutetaan ja pienenevät. Jonain päivänä, hyvin pian, nämä reservit loppuvat. Sen perusteella, että aurinkomme jatkaa paistamista yli 5 miljardia vuotta koon muuttamatta, tähden kypsä ikä voi silti kestää suunnilleen saman ajan.
Vetyvarantojen ehtyminen johtaa siihen, että painovoiman vaikutuksesta auringon ydin alkaa kutistua nopeasti. Ytimen tiheydestä tulee erittäin korkea, minkä seurauksena lämpöydinprosessit siirtyvät ytimen viereisiin kerroksiin. Tällaista tilaa kutsutaan romahdukseksi, joka voi johtua lämpöydinreaktioiden kulkemisesta tähden ylemmissä kerroksissa. Korkean paineen seurauksena käynnistyvät lämpöydinreaktiot, joissa on mukana heliumia.
Vedyn ja heliumin varannot tässä tähden osassa kestävät miljoonia vuosia. Ei kestä kauan, ennen kuin vetyvarantojen ehtyminen johtaa säteilyn voimakkuuden kasvuun, vaipan koon ja itse tähden koon kasvuun. Seurauksena Auringosta tulee hyvin suuri. Jos kuvittelemme tämän kuvan kymmenien miljardien vuoden kuluttua, niin häikäisevän kirkkaan levyn sijaan taivaalle roikkuu jättimäisen kokoinen kuuma punainen levy. Punaiset jättiläiset ovat luonnollinen vaihe tähden evoluutiossa, sen siirtymätila muuttuvien tähtien luokkaan.
Tällaisen muutoksen seurauksena etäisyys maasta aurinkoon pienenee niin, että maa putoaa aurinkokoronan vaikutusalueelle ja alkaa "paistaa" siinä. Lämpötila planeetan pinnalla kymmenkertaistuu, mikä johtaa ilmakehän katoamiseen ja veden haihtumiseen. Tämän seurauksena planeetta muuttuu elottomaksi kiviseksi autiomaaksi.
Tähtien evoluution viimeiset vaiheet
Saavutettuaan punaisen jättiläisen vaiheen normaalista tähdestä tulee valkoinen kääpiö gravitaatioprosessien vaikutuksesta. Jos tähden massa on suunnilleen yhtä suuri kuin aurinkomme massa, kaikki sen pääprosessit tapahtuvat rauhallisesti, ilman impulsseja ja räjähtäviä reaktioita. Valkoinen kääpiö kuolee pitkään ja palaa maan tasalle.
Tapauksissa, joissa tähden massa oli alun perin 1,4 kertaa suurempi kuin auringon massa, valkoinen kääpiö ei ole viimeinen vaihe. Kun tähden sisällä on suuri massa, tähtiaineen tiivistymisprosessit atomissa, molekyylitaso. Protonit muuttuvat neutroneiksi, tähden tiheys kasvaa ja sen koko pienenee nopeasti.
Tieteen tuntemien neutronitähtien halkaisija on 10-15 km. Näin pienellä koolla neutronitähdellä on valtava massa. Yksi kuutiosenttimetri tähtien ainetta voi painaa miljardeja tonneja.
Siinä tapauksessa, että alun perin käsittelimme suuren massaisen tähden kanssa, evoluution viimeinen vaihe saa muita muotoja. Massiivisen tähden kohtalo on musta aukko - esine, jolla on tutkimaton luonne ja arvaamaton käyttäytyminen. Tähden valtava massa lisää painovoimavoimia ja saa puristusvoimat liikkeelle. Tätä prosessia ei ole mahdollista pysäyttää. Aineen tiheys kasvaa, kunnes se muuttuu äärettömäksi muodostaen singulaariavaruuden (Einsteinin suhteellisuusteoria). Tällaisen tähden säteestä tulee lopulta nolla ja siitä tulee musta aukko ulkoavaruudessa. Mustia aukkoja olisi paljon enemmän, jos avaruudessa suurimman osan avaruudesta olisivat massiiviset ja supermassiiviset tähdet.
On huomattava, että kun punainen jättiläinen muuttuu neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi, maailmankaikkeus voi kokea ainutlaatuisen ilmiön - uuden kosmisen esineen syntymän.
Supernovan synty on vaikuttavin viimeinen vaihe tähtien kehityksessä. Tässä toimii luonnollinen luonnonlaki: yhden ruumiin olemassaolon lakkaaminen synnyttää uuden elämän. Sellaisen syklin jakso, kuten supernovan synty, koskee pääasiassa massiivisia tähtiä. Käytetyt vetyvarat johtavat siihen, että helium ja hiili sisältyvät lämpöydinfuusioprosessiin. Tämän reaktion seurauksena paine nousee jälleen ja tähden keskelle muodostuu rautasydän. Voimakkaimpien gravitaatiovoimien vaikutuksesta massakeskus siirtyy tähden keskiosaan. Ydin tulee niin raskaaksi, että se ei pysty vastustamaan omaa painovoimaansa. Tämän seurauksena ytimen nopea laajeneminen alkaa, mikä johtaa välittömään räjähdykseen. Supernovan synty on räjähdys, hirviömäisen voiman shokkiaalto, kirkas salama universumin valtavissa avaruudessa.
On huomattava, että aurinkomme ei ole massiivinen tähti, joten tällainen kohtalo ei uhkaa sitä, eikä planeettamme pitäisi pelätä tällaista finaalia. Useimmissa tapauksissa supernovaräjähdyksiä tapahtuu kaukaisissa galakseissa, mikä on syy niiden melko harvinaiseen havaitsemiseen.
Lopulta
Tähtien evoluutio on prosessi, joka kestää kymmeniä miljardeja vuosia. Käsityksemme käynnissä olevista prosesseista on vain matemaattinen ja fyysinen malli, teoria. Maan aika on vain hetki valtavassa aikasyklissä, jossa universumimme elää. Voimme vain tarkkailla sitä, mitä tapahtui miljardeja vuosia sitten, ja arvailla, mitä tulevat maan asukkaiden sukupolvet kohtaavat.
Jos sinulla on kysyttävää - jätä ne kommentteihin artikkelin alla. Me tai vieraamme vastaamme niihin mielellämme.
Tähden sisäistä elämää säätelee kahden voiman toiminta: vetovoima, joka vastustaa tähteä, pitää sitä ja voima, joka vapautuu ytimessä tapahtuvien ydinreaktioiden aikana. Sillä päinvastoin on taipumus "työntää" tähti kauas avaruuteen. Tiheä ja puristettu tähti on muodostumisvaiheissa voimakkaan painovoiman vaikutuksen alaisena. Seurauksena tapahtuu voimakasta kuumenemista, lämpötila saavuttaa 10-20 miljoonaa astetta. Tämä riittää käynnistämään ydinreaktiot, joiden seurauksena vety muuttuu heliumiksi.
Sitten pitkän ajan kuluessa nämä kaksi voimaa tasapainottavat toisiaan, tähti on vakaassa tilassa. Kun ytimen ydinpolttoaine vähitellen kuivuu, tähti siirtyy epävakauden vaiheeseen, jossa kaksi voimaa vastustaa. Tähdelle tulee kriittinen hetki, monet tekijät vaikuttavat - lämpötila, tiheys, kemiallinen koostumus. Tähden massa tulee ensin, siitä riippuu tämän taivaankappaleen tulevaisuus - joko tähti leimahtaa supernovana tai muuttuu valkoiseksi kääpiöksi, neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi.
Miten vety loppuu
Vain hyvin suurista taivaankappaleista (noin 80 kertaa Jupiterin massa) tulee tähtiä, pienemmistä (noin 17 kertaa Jupiterin massaa pienempiä) planeetoiksi. On myös keskimassaisia kappaleita, jotka ovat liian suuria kuuluakseen planeettojen luokkaan ja liian pieniä ja kylmiä, jotta tähdille tyypilliset ydinreaktiot tapahtuisivat niiden syvyyksissä.
Näillä tummanvärisillä taivaankappaleilla on heikko kirkkaus, niitä on melko vaikea erottaa taivaalla. Niitä kutsutaan "ruskeiksi kääpiöiksi".
Joten tähti muodostuu tähtienvälisestä kaasusta koostuvista pilvistä. Kuten jo todettiin, tähti pysyy tasapainossa melko pitkään. Sitten tulee epävakauden aika. Jatkossa kohtalo tähdet riippuvat useista tekijöistä. Tarkastellaan hypoteettista pientä tähteä, jonka massa on 0,1 - 4 auringon massaa. Pienimassaisille tähdille tunnusomainen piirre on konvektion puuttuminen sisäkerroksissa, ts. tähden muodostavat aineet eivät sekoitu, kuten tapahtuu tähdissä, joilla on suuri massa.
Tämä tarkoittaa, että kun ytimessä oleva vety loppuu, ulkokerroksissa ei ole uutta tätä alkuainetta. Vety palaessaan muuttuu heliumiksi. Vähitellen ydin lämpenee, pintakerrokset horjuttavat omaa rakennettaan ja tähti, kuten D-R-kaaviosta näkyy, on hitaasti siirtymässä pois pääsekvenssivaiheesta. Uudessa vaiheessa aineen tiheys tähden sisällä kasvaa, ytimen koostumus "degeneroituu", minkä seurauksena syntyy erityinen konsistenssi. Se on eri asia kuin normaali aine.
Aineen modifikaatio
Kun aine muuttuu, paine riippuu vain kaasujen tiheydestä, ei lämpötilasta.
Hertzsprung-Russell-kaaviossa tähti siirtyy oikealle ja sitten ylöspäin lähestyen punaista jättiläistä aluetta. Sen mitat kasvavat merkittävästi, ja tämän vuoksi ulkokerrosten lämpötila laskee. Punaisen jättiläisen halkaisija voi olla satoja miljoonia kilometrejä. Kun omamme tulee tähän vaiheeseen, se "nielee" tai Venuksen, ja jos se ei pysty vangitsemaan Maata, se lämmittää sen siinä määrin, että elämä planeetallamme lakkaa olemasta.
Tähtien evoluution aikana sen ytimen lämpötila nousee. Ensin tapahtuu ydinreaktioita, sitten kun optimilämpötila saavutetaan, helium sulaa. Kun näin tapahtuu, ydinlämpötilan äkillinen nousu aiheuttaa purkauksen, ja tähti siirtyy nopeasti H-R-kaavion vasemmalle puolelle. Tämä on niin kutsuttu "helium-salama". Tässä vaiheessa heliumia sisältävä ydin palaa yhdessä vedyn kanssa, joka on osa ydintä ympäröivää kuorta. G-P-kaaviossa tämä vaihe on kiinnitetty siirtämällä oikealle vaakaviivaa pitkin.
Evoluution viimeiset vaiheet
Heliumin muuttuessa hiileksi ydin muuttuu. Sen lämpötila nousee, kunnes (jos tähti on suuri), kunnes hiili alkaa palaa. On uusi epidemia. Joka tapauksessa tähden evoluution viimeisten vaiheiden aikana havaitaan merkittävä sen massan menetys. Tämä voi tapahtua vähitellen tai äkillisesti purkauksen aikana, jolloin tähden ulommat kerrokset puhkeavat isona kuplana. Jälkimmäisessä tapauksessa muodostuu planetaarinen sumu - pallomainen kuori, joka etenee ulkoavaruudessa useiden kymmenien tai jopa satojen kilometrien sekunnissa nopeudella.
Tähden lopullinen kohtalo riippuu massasta, joka on jäljellä kaiken sen jälkeen, mitä siinä tapahtuu. Jos se irrotti paljon ainetta kaikkien muutosten ja purkausten aikana ja sen massa ei ylitä 1,44 auringon massaa, tähti muuttuu valkoiseksi kääpiöksi. Tätä lukua kutsutaan "Chandra-sekara-rajaksi" pakistanilaisen astrofyysikon Subrahmanyan Chandrasekharin kunniaksi. Tämä on tähden suurin massa, jossa katastrofaalista loppua ei välttämättä tapahdu ytimessä olevien elektronien paineen vuoksi.
Ulompien kerrosten purkauksen jälkeen tähden ydin jää jäljelle, ja sen pintalämpötila on erittäin korkea - noin 100 000 °K. Tähti siirtyy G-R-kaavion vasempaan reunaan ja laskeutuu. Sen kirkkaus pienenee, kun sen koko pienenee.
Tähti saavuttaa hitaasti valkoisten kääpiöiden alueen. Nämä ovat halkaisijaltaan pieniä tähtiä (kuten meidän), mutta niille on ominaista erittäin korkea tiheys, puolitoista miljoonaa kertaa veden tiheys. Kuutiosenttimetri valkoisen kääpiön muodostavaa materiaalia painaisi maan päällä noin tonnin!
Valkoinen kääpiö edustaa tähden evoluution viimeistä vaihetta ilman soihdut. Hän jäähtyy hitaasti.
Tutkijat uskovat, että valkoisen kääpiön loppu kulkee hyvin hitaasti, joka tapauksessa näyttää siltä, että maailmankaikkeuden olemassaolon alusta lähtien yksikään valkoinen kääpiö ei ole kärsinyt "termisestä kuolemasta".
Jos tähti on suuri ja sen massa on suurempi kuin Auringon, se purkautuu kuin supernova. Purkauksen aikana tähti voi tuhoutua kokonaan tai osittain. Ensimmäisessä tapauksessa se jättää kaasupilven tähden jäännösaineineen. Toisessa jää jäljelle suurimman tiheyden omaava taivaankappale - neutronitähti tai musta aukko.
Ensimmäinen osa ONGELMAN ASTRONOMINEN NÄKÖKOKO
4. Tähtien evoluutio Nykyaikaisella tähtitieteellä on useita argumentteja sen väitteen puolesta, että tähdet muodostuvat tähtienvälisten kaasu- ja pölypilvien tiivistymisestä. Tähtien muodostumisprosessi tästä väliaineesta jatkuu tällä hetkellä. Tämän seikan selvittäminen on yksi modernin tähtitieteen suurimmista saavutuksista. Suhteellisen äskettäin asti uskottiin, että kaikki tähdet syntyivät lähes samanaikaisesti monia miljardeja vuosia sitten. Näiden metafyysisten ideoiden romahtamista helpotti ennen kaikkea havaintoastronomian edistyminen ja tähtien rakenteen ja evoluution teorian kehittyminen. Tuloksena kävi selväksi, että monet havaituista tähdistä ovat suhteellisen nuoria esineitä, ja osa niistä syntyi, kun maapallolla oli jo ihminen. Tärkeä argumentti sen johtopäätöksen puolesta, että tähdet muodostuvat tähtienvälisestä kaasu- ja pölyväliaineesta, on ilmeisen nuorten tähtien ryhmien (niin kutsuttujen "assosiaatioiden") sijainti galaksin kierrehaaroissa. Tosiasia on, että radioastronomisten havaintojen mukaan tähtienvälinen kaasu on keskittynyt pääasiassa galaksien spiraalihaaroihin. Erityisesti tämä pätee myös Galaxyssamme. Lisäksi yksityiskohtaisista "radiokuvista" joistakin lähellämme olevista galakseista se seuraa sitä suurin tiheys tähtienvälistä kaasua havaitaan spiraalin sisäreunoilla (suhteessa vastaavan galaksin keskustaan), mikä löytää luonnollisen selityksen, jonka yksityiskohtiin emme voi tässä viipyä. Mutta juuri näissä spiraalien osissa käytetään optisen tähtitieteen menetelmiä "HII-vyöhykkeiden" eli ionisoituneen tähtienvälisen kaasun pilvien tarkkailuun. Ks. 3 on jo sanottu, että ainoa syy tällaisten pilvien ionisoitumiseen voi olla massiivisten kuumien tähtien - ilmeisesti nuorten esineiden - ultraviolettisäteily (katso alla). Tähtien evoluution ongelman keskeinen osa on kysymys niiden energian lähteistä. Todellakin, mistä on peräisin esimerkiksi valtava energiamäärä, joka tarvitaan pitämään auringon säteily suunnilleen havaitulla tasolla useiden miljardien vuosien ajan? Joka sekunti Aurinko säteilee 4x10 33 ergiä, ja 3 miljardin vuoden ajan se säteili 4x10 50 ergiä. Ei ole epäilystäkään siitä, että Auringon ikä on noin 5 miljardia vuotta. Tämä seuraa ainakin nykyaikaisista arvioista maapallon iästä eri radioaktiivisilla menetelmillä. On epätodennäköistä, että aurinko on "nuorempi" kuin maa. Viime vuosisadalla ja tämän vuosisadan alussa esitettiin erilaisia hypoteeseja Auringon ja tähtien energialähteiden luonteesta. Jotkut tutkijat esimerkiksi uskoivat, että aurinkoenergian lähde oli jatkuva meteoriidien putoaminen sen pinnalle, toiset etsivät lähdettä Auringon jatkuvasta puristumisesta. Tällaisen prosessin aikana vapautuva potentiaalinen energia voitaisiin tietyissä olosuhteissa muuttaa säteilyksi. Kuten alla näemme, tämä lähde voi olla varsin tehokas tähden evoluution varhaisessa vaiheessa, mutta se ei voi tuottaa Auringosta säteilyä vaaditun ajan. Ydinfysiikan edistyminen mahdollisti tähtien energialähteiden ongelman ratkaisemisen jo vuosisadamme 30-luvun lopulla. Tällainen lähde ovat lämpöydinfuusioreaktiot, jotka tapahtuvat tähtien sisätiloissa siellä vallitsevassa erittäin korkeassa lämpötilassa (luokkaa kymmenen miljoonaa Kelviniä). Näiden reaktioiden seurauksena, joiden nopeus riippuu voimakkaasti lämpötilasta, protonit muuttuvat heliumytimiksi ja vapautunut energia "vuotaa" hitaasti tähtien sisätilojen läpi ja lopulta muuttuu merkittävästi, säteilee maailmanavaruuteen. Tämä on poikkeuksellisen voimakas lähde. Jos oletetaan, että alun perin Aurinko koostui vain vedystä, joka lämpöydinreaktioiden seurauksena muuttui kokonaan heliumiksi, vapautuva energiamäärä on noin 10 52 erg. Siten säteilyn ylläpitämiseksi havaitulla tasolla miljardeja vuosia riittää, että Aurinko "käyttää" enintään 10 % alkuperäisestä vetyvarastostaan. Nyt voimme esittää kuvan jonkin tähden evoluutiosta seuraavasti. Jostain syystä (useita niistä voidaan määrittää), tähtienvälisen kaasu- ja pölyväliaineen pilvi alkoi tiivistyä. Melko pian (tietysti tähtitieteellisessä mittakaavassa!) Tästä pilvestä muodostuu yleismaailmallisten gravitaatiovoimien vaikutuksesta suhteellisen tiheä, läpinäkymätön kaasupallo. Tarkkaan ottaen tätä palloa ei voi vielä kutsua tähdeksi, koska sen keskialueilla lämpötila ei riitä lämpöydinreaktioiden alkamiseen. Kaasun paine pallon sisällä ei vielä pysty tasapainottamaan sen yksittäisten osien vetovoimia, joten se puristuu jatkuvasti. Jotkut tähtitieteilijät uskoivat, että tällaisia "alkutähtiä" havaitaan yksittäisissä sumuissa hyvin tummina tiiviinä muodostelmina, niin kutsuttuina palloina (kuva 12). Radioastronomian kehitys pakotti meidät kuitenkin hylkäämään tämän melko naiivin näkökulman (katso alla). Yleensä ei muodostu yhtä prototähtiä samanaikaisesti, vaan enemmän tai vähemmän lukuisia niitä. Tulevaisuudessa näistä ryhmistä tulee tähtitieteilijöiden hyvin tuntemia tähtiyhdistyksiä ja -klustereita. On hyvin todennäköistä, että tähden evoluution tässä hyvin varhaisessa vaiheessa sen ympärille muodostuu pienempimassaisia möykkyjä, jotka sitten vähitellen muuttuvat planeetoiksi (ks. luku 9).Riisi. 12. Globuleja diffuusiosumussa
Kun prototähti supistuu, sen lämpötila nousee ja merkittävä osa vapautuneesta potentiaalienergiasta säteilee ympäröivään tilaan. Koska supistuvan kaasupallon mitat ovat erittäin suuret, sen pintayksikön säteily on mitätöntä. Koska yksikköpinnasta tuleva säteilyvuo on verrannollinen lämpötilan neljänteen potenssiin (Stefan-Boltzmannin laki), tähden pintakerrosten lämpötila on suhteellisen alhainen, kun taas sen valoisuus on lähes sama kuin tavallisen tähden. samalla massalla. Siksi "spektri - kirkkaus" -kaaviossa tällaiset tähdet sijaitsevat pääsekvenssin oikealla puolella, eli ne putoavat punaisten jättiläisten tai punaisten kääpiöiden alueelle, riippuen niiden alkuperäisen massan arvoista. Tulevaisuudessa prototähti jatkaa kutistumistaan. Sen mitat pienenevät ja pintalämpötila nousee, minkä seurauksena spektristä tulee yhä "varhaisempi". Siten liikkuessaan "spektri - valoisuus" -kaaviota pitkin prototähti "istuu" melko nopeasti pääsekvenssiin. Tänä aikana tähtien sisäosan lämpötila on jo riittävä lämpöydinreaktioiden alkamiseen siellä. Samaan aikaan tulevan tähden sisällä olevan kaasun paine tasapainottaa vetovoimaa ja kaasupallo lakkaa kutismasta. Prototähdestä tulee tähti. Prototähdillä kestää suhteellisen vähän aikaa käydä läpi tämän evoluution varhaisen vaiheen. Jos esimerkiksi prototähden massa on suurempi kuin auringon massa, tarvitaan vain muutama miljoona vuotta, jos vähemmän, useita satoja miljoonia vuosia. Koska prototähtien evoluution aika on suhteellisen lyhyt, on vaikea havaita tätä varhaisinta tähden kehitysvaihetta. Tästä huolimatta tässä vaiheessa olevia tähtiä ilmeisesti havaitaan. Puhumme erittäin mielenkiintoisista T Tauri -tähdistä, jotka yleensä uppoavat tummiin sumuihin. Vuonna 1966, aivan odottamatta, tuli mahdolliseksi tarkkailla prototähtiä niiden evoluution alkuvaiheessa. Olemme jo maininneet tämän kirjan kolmannessa luvussa radioastronomian avulla useiden molekyylien löytämisen tähtienvälisestä väliaineesta, pääasiassa hydroksyyli-OH:sta ja vesihöyrystä H2O:sta. Suuri oli radioastronomien yllätys, kun OH-radiolinjaa vastaavalla 18 cm:n aallonpituudella taivasta tutkittaessa löydettiin kirkkaita, erittäin kompakteja (eli pienikokoisia) lähteitä. Tämä oli niin odottamatonta, että he kieltäytyivät aluksi edes uskomasta, että niin kirkkaat radiolinjat voisivat kuulua hydroksyylimolekyyliin. Oletuksena oli, että nämä linjat kuuluivat johonkin tuntemattomaan aineeseen, jolle annettiin välittömästi "sopiva" nimi "mysterium". Kuitenkin "mysterium" jakoi pian optisten "veljiensä" - "nebulium" ja "coronia" - kohtalon. Tosiasia on, että moniin vuosikymmeniin sumujen ja aurinkokoronan kirkkaita viivoja ei voitu tunnistaa tunnetuista spektriviivoista. Siksi ne liitettiin tiettyihin, maan päällä tuntemattomiin hypoteettisiin elementteihin - "nebulium" ja "coronia". Älkäämme hymyilkö alentuvasti tähtitieteilijöiden tietämättömyydelle vuosisadamme alussa: eihän atomin teoriaa silloin ollut olemassa! Fysiikan kehitys ei jättänyt paikkaa eksoottisille "taivaaneläimille" Mendelejevin jaksollisessa järjestelmässä: vuonna 1927 "sumu" purettiin, jonka linjat tunnistettiin täysin luotettavasti "kielletyille" ionisoidun hapen ja typen linjoille, ja vuosina 1939 -1941 . todistettiin vakuuttavasti, että salaperäiset "koronium"-linjat kuuluvat moninkertaisesti ionisoituneisiin raudan, nikkelin ja kalsiumin atomeihin. Jos kesti vuosikymmeniä "nebuliumin" ja "kodoniumin" "hävittämiseen", niin muutaman viikon kuluessa löydön jälkeen kävi selväksi, että "mysterium" -linjat kuuluvat tavalliseen hydroksyyliin, mutta vain epätavallisissa olosuhteissa. Lisähavainnot paljastivat ensinnäkin, että "mysteerin" lähteillä on erittäin pienet kulmamitat. Tämä näytettiin silloisen uuden, hyvin avulla tehokas menetelmä tutkimus nimeltä "erittäin pitkä lähtöviivan radiointerferometria". Menetelmän ydin rajoittuu lähteiden samanaikaisiin havaintoihin kahdella radioteleskooppilla, jotka ovat erotettu toisistaan useiden tuhansien kilometrien etäisyydellä. Kuten käy ilmi, kulmaresoluutio tässä tapauksessa määräytyy aallonpituuden suhteen radioteleskooppien väliseen etäisyyteen. Meidän tapauksessamme tämä arvo voi olla ~3x10 -8 rad tai muutama kaarisekunnin tuhannesosa! Huomaa, että optisessa tähtitiedessä tällainen kulmaresoluutio on edelleen täysin saavuttamaton. Tällaiset havainnot ovat osoittaneet, että "mysterium"-lähteitä on vähintään kolme luokkaa. Olemme kiinnostuneita luokan 1 lähteistä täällä. Kaikki ne sijaitsevat kaasumaisten ionisoitujen sumujen sisällä, esimerkiksi kuuluisassa Orion-sumussa. Kuten jo mainittiin, niiden mitat ovat erittäin pieniä, useita tuhansia kertoja pienempiä kuin sumun mitat. Mielenkiintoisinta on, että niillä on monimutkainen tilarakenne. Ajatellaanpa esimerkiksi lähdettä, joka sijaitsee sumussa nimeltä W3.
Riisi. 13. Hydroksyylilinjan neljän komponentin profiilit
Kuvassa Kuva 13 esittää tämän lähteen lähettämän OH-linjan profiilia. Kuten näet, se koostuu suuresta määrästä kapeita kirkkaita viivoja. Jokainen viiva vastaa tiettyä liikenopeutta tätä viivaa lähettävän pilven näkölinjalla. Tämän nopeuden arvon määrittää Doppler-ilmiö. Nopeuksien ero (näkölinjaa pitkin) eri pilvien välillä on ~10 km/s. Edellä mainitut interferometriset havainnot ovat osoittaneet, että kutakin viivaa lähettävät pilvet eivät ole avaruudellisesti yhteneväisiä. Kuva on seuraava: noin 1,5 sekunnin koon sisällä kaaret liikkuvat eri nopeuksilla noin 10 kompaktia pilviä. Jokainen pilvi lähettää yhden tietyn (taajuuden mukaan) rivin. Pilvien kulmamitat ovat hyvin pieniä, luokkaa muutama kaarisekunnin tuhannesosa. Koska etäisyys W3-sumuon on tiedossa (noin 2000 kpl), kulmamitat voidaan helposti muuntaa lineaarisiksi. Osoittautuu, että pilvien liikkumisalueen lineaariset mitat ovat luokkaa 10 -2 pc ja kunkin pilven mitat ovat vain suuruusluokkaa suurempia kuin etäisyys Maan ja Auringon välillä. Herää kysymyksiä: mitä nämä pilvet ovat ja miksi ne säteilevät niin voimakkaasti hydroksyyliradiolinjoissa? Toiseen kysymykseen vastattiin melko nopeasti. Kävi ilmi, että emissiomekanismi on melko samanlainen kuin laboratoriomasereissa ja lasereissa havaittu. Joten "mysteerin" lähteet ovat jättiläisiä, luonnonkosmisia maserit, jotka toimivat hydroksyylilinjan aallolla, jonka pituus on 18 cm. Se on masereissa (ja optisissa ja infrapunataajuudet- lasereissa) linjassa saavutetaan valtava kirkkaus ja sen spektrin leveys on pieni. Kuten tiedetään, tästä vaikutuksesta johtuva säteilyn vahvistuminen linjoissa on mahdollista, kun väliaine, jossa säteily etenee, "aktivoidaan" jollain tavalla. Tämä tarkoittaa, että jokin "ulkopuolinen" energialähde (ns. "pumppaus") tekee atomien tai molekyylien pitoisuuden alkutasolla (ylemmällä) poikkeuksellisen korkeaksi. Maser tai laser ei ole mahdollista ilman pysyvää "pumppua". Kysymystä kosmisten maserien "pumppausmekanismin" luonteesta ei ole vielä lopullisesti ratkaistu. Kuitenkin melko voimakasta infrapunasäteilyä käytetään todennäköisimmin "pumppauksena". Toinen mahdollinen "pumppausmekanismi" voi olla jokin kemiallinen reaktio. Tarinamme kosmisista masereista kannattaa keskeyttää, jotta voimme pohtia, mitä hämmästyttäviä ilmiöitä tähtitieteilijät kohtaavat avaruudessa. Yksi myrskyisän aikakautemme suurimmista teknisistä keksinnöistä, jolla on merkittävä rooli nyt kokemassamme tieteellisessä ja teknologisessa vallankumouksessa, on helppo toteuttaa luonnollisissa olosuhteissa ja lisäksi valtavassa mittakaavassa! Joidenkin kosmisten maserien radiosäteily on niin suuri, että se olisi voitu havaita jopa radioastronomian teknisellä tasolla 35 vuotta sitten, eli jo ennen masserien ja lasereiden keksimistä! Tätä varten tarvittiin "vain" tietää OH-radiolinkin tarkka aallonpituus ja kiinnostua ongelmasta. Muuten, tämä ei ole ensimmäinen tapaus, jossa ihmiskunnan tärkeimmät tieteelliset ja tekniset ongelmat toteutuvat luonnollisissa olosuhteissa. Auringon ja tähtien säteilyä tukevat lämpöydinreaktiot (katso alla) stimuloivat hankkeiden kehittämistä ja toteuttamista ydin "polttoaineen" saamiseksi Maahan, jonka pitäisi ratkaista kaikki energiaongelmamme tulevaisuudessa. Valitettavasti olemme vielä kaukana tämän ongelman ratkaisemisesta. tärkein tehtävä, jonka luonto päätti "helposti". Puolitoista vuosisataa sitten Fresnel, valon aaltoteorian perustaja, huomautti (tietysti eri tilaisuudessa): "Luonto nauraa vaikeuksillemme." Kuten näette, Fresnelin huomautus on vieläkin totta nykyään. Palatkaamme kuitenkin kosmisiin maseriin. Vaikka näiden maserien "pumppausmekanismi" ei ole vielä täysin selvä, voi silti saada karkean käsityksen fyysisistä olosuhteista pilvissä, jotka lähettävät maser-mekanismin avulla 18 cm:n viivan. Ensinnäkin käy ilmi, että nämä pilvet ovat melko tiheitä: kuutiosenttimetrissä on vähintään 10 8 -10 9 hiukkasta, joista merkittävä (ja ehkä suuri) osa on molekyylejä. Lämpötila ei todennäköisesti ylitä kahta tuhatta Kelviniä, todennäköisimmin se on noin 1000 Kelviniä. Nämä ominaisuudet eroavat jyrkästi jopa tiheimpien tähtienvälisten kaasupilvien ominaisuuksista. Kun otetaan huomioon pilvien vielä suhteellisen pieni koko, tulemme tahattomasti siihen johtopäätökseen, että ne muistuttavat superjättitähtien laajennettuja, melko kylmiä ilmakehyksiä. On hyvin todennäköistä, että nämä pilvet ovat vain alkuvaiheessa prototähtien kehityksessä välittömästi niiden tiivistymisen jälkeen tähtienvälisestä väliaineesta. Muut tosiasiat puhuvat tämän väitteen puolesta (jonka tämän kirjan kirjoittaja teki vuonna 1966). Sumuissa, joissa havaitaan kosmisia massoreita, on näkyvissä nuoria kuumia tähtiä (katso alla). Näin ollen tähtien muodostumisprosessi on hiljattain päättynyt sinne ja todennäköisesti jatkuu tällä hetkellä. Ehkä omituisin asia on, että kuten radioastronomiset havainnot osoittavat, tämän tyyppiset avaruusmaserit ovat ikään kuin "upotettu" pieniin, erittäin tiheisiin ionisoidun vedyn pilviin. Nämä pilvet sisältävät paljon kosmista pölyä, minkä vuoksi niitä ei voida havaita optisella alueella. Nuori, kuuma tähti ionisoi tällaiset "kookonit" niiden sisällä. Tähtien muodostumisprosessien tutkimuksessa infrapunatähtitiede osoittautui erittäin hyödylliseksi. Infrapunasäteiden tapauksessa tähtienvälinen valon absorptio ei todellakaan ole niin merkittävää. Voimme nyt kuvitella seuraavan kuvan: tähtienvälisen väliaineen pilvestä sen kondensoituessa muodostuu useita hyytymiä eri paino kehittymässä prototähdiksi. Evoluutionopeus on erilainen: massiivisemmilla möykkyillä se on suurempi (katso taulukko 2 alla). Siksi massiivisin joukko muuttuu ensin kuumaksi tähdeksi, kun taas loput viipyvät enemmän tai vähemmän kauan prototähtivaiheessa. Havaitsemme niitä maser-säteilyn lähteinä "vastasyntyneen" kuuman tähden välittömässä läheisyydessä, joka ionisoi "kookosvetyä", joka ei ole tiivistynyt kokkareiksi. Tätä karkeaa kaavaa tietysti jalostetaan jatkossa ja siihen tehdään tietysti merkittäviä muutoksia. Mutta tosiasia pysyy: yllättäen kävi ilmi, että jonkin aikaa (todennäköisimmin suhteellisen lyhyen ajan) vastasyntyneet prototähdet kuvaannollisesti "huuvat" syntymästään käyttämällä kvanttiradiofysiikan uusimpia menetelmiä (eli masereja) ... 2. vuotta kosmisten hydroksyylimaserien löytämisen jälkeen (viiva 18 cm) - havaittiin, että samat lähteet lähettävät samanaikaisesti (myös maser-mekanismilla) vesihöyryviivaa, jonka aallonpituus on 1,35 cm. "Veden intensiteetti "maser on jopa suurempi kuin "hydroksyyli". H2O-linjaa lähettävät pilvet, vaikka ne sijaitsevat samassa pienessä tilavuudessa kuin "hydroksyyli"-pilvet, liikkuvat eri nopeuksilla ja ovat paljon kompaktimpia. Ei voida sulkea pois mahdollisuutta, että lähitulevaisuudessa löydetään muita maserlinjoja*. Radioastronomia muutti siis aivan odottamatta klassisen tähtienmuodostuksen ongelman havaintoastronomian haaraksi**. Pääsekvenssissä ja lakattuaan kutistumasta tähti säteilee pitkään käytännössä muuttamatta sijaintiaan "spektri - kirkkaus" -kaaviossa. Sen säteilyä tukevat keskusalueilla tapahtuvat lämpöydinreaktiot. Pääsekvenssi on siis ikään kuin "spektri - valoisuus" -kaavion pisteiden paikka, jossa tähti (massastaan riippuen) voi säteillä pitkään ja tasaisesti lämpöydinreaktioiden vuoksi. Tähden sijainti pääsarjassa määräytyy sen massan mukaan. On huomattava, että on vielä yksi parametri, joka määrittää tasapainossa säteilevän tähden sijainnin "spektri-luminositeetti" -kaaviossa. Tämä parametri on tähden alkuperäinen kemiallinen koostumus. Jos raskaiden alkuaineiden suhteellinen määrä vähenee, tähti "putoaa" alla olevassa kaaviossa. Tämä seikka selittää alikääpiöiden sarjan olemassaolon. Kuten edellä mainittiin, raskaiden alkuaineiden suhteellinen runsaus näissä tähdissä on kymmenen kertaa pienempi kuin pääsarjan tähdissä. Tähden viipymäaika pääsarjassa määräytyy sen alkumassan mukaan. Jos massa on suuri, tähden säteilyllä on valtava voima ja se kuluttaa nopeasti vety "polttoaine" varaansa. Esimerkiksi pääsarjan tähdet, joiden massa on useita kymmeniä kertoja suurempi kuin Auringon massa (nämä ovat spektrityypin O kuumia sinisiä jättiläisiä), voivat säteillä tasaisesti ollessaan tässä sarjassa vain muutaman miljoonan vuoden ajan, kun taas tähdet, joiden massa on lähellä aurinkoa, ovat pääjonossa 10-15 miljardia vuotta. Pöytä alla. 2, joka antaa painovoiman supistumisen ja pääsekvenssissä pysymisen lasketun keston eri spektrityyppisille tähdille. Samassa taulukossa on esitetty tähtien massat, säteet ja valovoimat aurinkoyksiköissä.
taulukko 2
| vuotta | |||||
|
Spektriluokka |
Kirkkaus |
painovoiman supistuminen |
pysyy pääsarjassa | ||
|
G2 (aurinko) |
|||||
Riisi. 14. Evoluutiojäljet eri massaisille tähdille "valoisuus-lämpötila" -kaaviossa
Riisi. 15. Hertzsprung-Russell-kaavio tähtijoukolle NGC 2254
Riisi. 16. Hertzsprung-Russell-kaavio pallomaiselle klusterille M 3. Pystyakselilla - suhteellinen suuruus
Vastaava kaavio näyttää selvästi koko pääsekvenssin, mukaan lukien sen vasen yläosa, jossa kuumat massiiviset tähdet sijaitsevat (väri-indikaattori - 0,2 vastaa lämpötilaa 20 tuhatta K, eli B-luokan spektriä). Pallomainen ryhmä M3 on "vanha" objekti. On selvästi nähtävissä, että tälle joukolle rakennetun kaavion pääsekvenssin yläosassa ei ole juuri lainkaan tähtiä. Toisaalta M 3:n punainen jättiläinen haara on hyvin rikas, kun taas NGC 2254:ssä on hyvin vähän punaisia jättiläisiä. Tämä on ymmärrettävää: vanhassa M 3 -joukossa suuri määrä tähtiä on jo "poistunut" pääsarjasta, kun taas nuoressa joukossa NGC 2254 tämä tapahtui vain pienellä määrällä suhteellisen massiivisia, nopeasti kehittyviä tähtiä. On huomionarvoista, että M 3:n jättihaara nousee melko jyrkästi, kun taas NGC 2254:llä se on melkein vaakasuora. Teorian näkökulmasta tämä voidaan selittää raskaiden alkuaineiden huomattavasti pienemmällä määrällä M 3:ssa. Itse asiassa pallomaisten klustereiden tähdissä (samoin kuin muissa tähdissä, jotka eivät keskittyneet niinkään galaksin tasoa kohti galaksin keskustaan päin), raskaiden alkuaineiden suhteellinen runsaus on merkityksetön. Kaaviossa "väriindeksi - kirkkaus" M 3:lle näkyy vielä yksi melkein vaakasuora haara. NGC 2254:lle rakennetussa kaaviossa ei ole vastaavaa haaraa. Teoria selittää tämän haaran syntymisen seuraavasti. Kun tähden - punaisen jättiläisen - kutistuvan tiheän heliumytimen lämpötila saavuttaa 100-150 miljoonaa K, siellä alkaa uusi ydinreaktio. Tämä reaktio koostuu hiiliytimen muodostumisesta kolmesta heliumytimestä. Heti kun tämä reaktio alkaa, ytimen supistuminen lakkaa. Tämän jälkeen pintakerrokset
tähdet nostavat lämpötilaansa ja tähti "spektri - valoisuus" -kaaviossa siirtyy vasemmalle. Tällaisista tähdistä muodostuu M 3:n kaavion kolmas vaakasuora haara.
Riisi. 17. Hertzsprung-Russell yhteenvetokaavio 11 tähtijoukolle
Kuvassa Kuva 17 esittää kaavamaisesti väri-valoisuuskaavion yhteenvetona 11 klusterille, joista kaksi (M 3 ja M 92) on pallomaisia. On selvästi nähtävissä, kuinka pääsekvenssit "taipuvat" oikealle ja ylöspäin eri klustereissa täysin sopusoinnussa jo käsiteltyjen teoreettisten käsitteiden kanssa. Kuvasta 17, voidaan heti määrittää, mitkä klusterit ovat nuoria ja mitkä vanhoja. Esimerkiksi "kaksois" klusteri X ja h Perseus on nuori. Se "pelasti" merkittävän osan pääsarjasta. M 41 -klusteri on vanhempi, Hyades-klusteri vielä vanhempi ja M 67 -klusteri on hyvin vanha, jonka väri-valoisuusdiagrammi on hyvin samanlainen kuin vastaava kaavio pallomaisille klusteille M 3 ja M 92. Vain jättihaara. pallomaisten klustereiden määrä on korkeampi yhtäpitävästi erojen kanssa kemiallinen koostumus, jotka mainittiin aiemmin. Näin ollen havainnointitiedot vahvistavat ja tukevat täysin teorian päätelmiä. Vaikuttaa vaikealta odottaa havainnollista vahvistusta tähtien sisätilojen prosessien teorialle, jotka ovat piilossa meiltä valtavan tähtiaineen paksuuden vuoksi. Ja silti teoriaa valvoo jatkuvasti tähtitieteellisten havaintojen käytäntö. On huomattava, että suuren määrän "väri-valoisuus" -kaavioiden laatiminen vaati tähtitieteilijiltä-tarkkailijoilta valtavan määrän työtä ja havaintomenetelmien radikaalia parantamista. Toisaalta tähtien sisäisen rakenteen ja evoluutioteorian menestys ei olisi ollut mahdollista ilman nykyaikaista, nopeiden elektronisten tietokoneiden käyttöön perustuvaa laskentatekniikkaa. Korvaamattoman palvelun teorialle tarjosi myös ydinfysiikan alan tutkimus, joka mahdollisti tähtien sisällä tapahtuvien ydinreaktioiden kvantitatiivisten ominaisuuksien saamisen. Voidaan liioittelematta sanoa, että tähtien rakenteen ja evoluution teorian kehittäminen on yksi tähtitieteen suurimmista saavutuksista 1900-luvun jälkipuoliskolla. Modernin fysiikan kehitys avaa mahdollisuuden tähtien ja erityisesti Auringon sisäisen rakenteen teorian suoraan havainnointiin. Puhumme mahdollisuudesta havaita voimakas neutriinovirta, jota Auringon pitäisi lähettää, jos sen syvyyksissä tapahtuu ydinreaktioita. On hyvin tunnettua, että neutriinot vuorovaikuttavat erittäin heikosti muiden alkuainehiukkasten kanssa. Siten esimerkiksi neutriinot voivat kulkea lähes ilman absorptiota Auringon koko paksuuden läpi, kun taas röntgensäteet voivat kulkea ilman absorptiota vain muutaman millimetrin läpi auringon sisäaineesta. Jos kuvittelemme, että voimakas neutriinonsäde kulkee Auringon läpi jokaisen hiukkasen energialla
Aurinkomme on paistanut yli 4,5 miljardia vuotta. Samalla se kuluttaa jatkuvasti vetyä. On täysin selvää, että vaikka sen varannot olivat kuinka suuret, ne jonain päivänä loppuvat. Ja mitä tapahtuu valolle? Tähän kysymykseen on vastaus. Tähden elinkaari voidaan tutkia muista vastaavista avaruusmuodostelmista. Itse asiassa avaruudessa on todellisia patriarkkoja, joiden ikä on 9-10 miljardia vuotta. Ja siellä on hyvin nuoria tähtiä. Ne ovat vain muutamia kymmeniä miljoonia vuosia vanhoja.
Siksi tarkkailemalla eri tähtien tilaa, joilla maailmankaikkeus on "täytetty", voidaan ymmärtää, kuinka ne käyttäytyvät ajan myötä. Tässä voimme vetää analogian ulkomaalaisen tarkkailijan kanssa. Hän lensi Maahan ja alkoi tutkia ihmisiä: lapsia, aikuisia, vanhoja ihmisiä. Siten hän ymmärsi hyvin lyhyessä ajassa, mitä muutoksia ihmisille tapahtuu heidän elämänsä aikana.
Aurinko on tällä hetkellä keltainen kääpiö
Kuluu miljardeja vuosia, ja siitä tulee punainen jättiläinen - 2
Ja sitten muuttuu valkoiseksi kääpiöksi - 3
Voidaan siis varmuudella sanoa, että kun Auringon keskiosan vetyvarannot loppuvat, lämpöydinreaktio ei pysähdy. Vyöhyke, jolla tämä prosessi jatkuu, alkaa siirtyä kohti valaisimen pintaa. Mutta samaan aikaan gravitaatiovoimat eivät enää pysty vaikuttamaan paineeseen, joka muodostuu lämpöydinreaktion seurauksena.
Näin ollen tähti alkaa kasvaa kooltaan ja muuttuu vähitellen punaiseksi jättiläiseksi. Tämä on evoluution myöhäisen vaiheen avaruusobjekti. Mutta se tapahtuu myös tähtien muodostumisen varhaisessa vaiheessa. Vain toisessa tapauksessa punainen jättiläinen kutistuu ja muuttuu pääsarjan tähti. Eli sellaisessa, jossa tapahtuu heliumin synteesin reaktio vedystä. Sanalla sanoen, mistä tähden elinkaari alkaa, sillä se päättyy.
Aurinkomme kasvaa niin paljon, että se nielee lähimmät planeetat. Nämä ovat Merkurius, Venus ja Maa. Mutta sinun ei tarvitse pelätä. Valaisin alkaa kuolla muutaman miljardin vuoden kuluttua. Tänä aikana kymmenet ja ehkä sadat sivilisaatiot muuttuvat. Ihminen ottaa mailan useammin kuin kerran, ja vuosituhansien jälkeen hän istuu jälleen tietokoneen ääressä. Tämä on tavallinen syklisyys, johon koko maailmankaikkeus perustuu.
Mutta punaiseksi jättiläiseksi tuleminen ei tarkoita loppua. Termoydinreaktio heittää ulkokuoren avaruuteen. Ja keskellä on heliumydin, jossa ei ole energiaa. Gravitaatiovoimien vaikutuksesta se puristuu ja lopulta muuttuu erittäin tiheäksi, jolla on suuri massa. avaruuskasvatus. Tällaisia sukupuuttoon kuolleiden ja hitaasti jäähtyvien tähtien jäänteitä kutsutaan valkoiset kääpiöt.
Valkoisen kääpiömme säde on 100 kertaa pienempi kuin Auringon säde, ja valoisuus vähenee 10 tuhatta kertaa. Samalla massa on verrattavissa nykyiseen aurinkoon ja tiheys on yli miljoona kertaa. Galaxyssamme on paljon tällaisia valkoisia kääpiöitä. Niiden määrä on 10 % tähtien kokonaismäärästä.
On huomattava, että valkoiset kääpiöt ovat vetyä ja heliumia. Mutta emme kiivetä erämaahan, vaan huomaamme vain, että voimakkaalla puristelulla voi tapahtua gravitaatioromahdus. Ja tämä on täynnä valtavaa räjähdystä. Samaan aikaan havaitaan supernovaräjähdys. Termi "supernova" ei kuvaa salaman ikää, vaan sen kirkkautta. Se on vain, että valkoinen kääpiö ei ollut näkyvissä kosmisessa syvyydessä pitkään aikaan, ja yhtäkkiä kirkas hehku ilmestyi.
Suurin osa räjähtävistä supernovasta hajoaa avaruudessa suurella nopeudella. Ja jäljellä oleva keskiosa puristetaan vielä tiheämmäksi muodostelmaksi ja sitä kutsutaan neutronitähti. Se on tähtien evoluution lopputuote. Sen massa on verrattavissa auringon massaan, ja sen säde on vain muutamia kymmeniä kilometrejä. Yksi kuutio neutronitähti voi painaa miljoonia tonneja. Tällaisia muodostelmia on avaruudessa melko paljon. Niiden määrä on noin tuhat kertaa pienempi kuin tavallisten aurinkojen, jotka ovat täynnä Maan yötaivasta.
Minun on sanottava, että tähden elinkaari liittyy suoraan sen massaan. Jos se vastaa aurinkomme massaa tai pienempi kuin se, elämän lopussa ilmestyy valkoinen kääpiö. On kuitenkin olemassa valoja, jotka ovat kymmeniä ja satoja kertoja suurempia kuin Aurinko.
Kun tällaiset jättiläiset kutistuvat ikääntyessään, ne vääristävät tilaa ja aikaa siten, että valkoisen kääpiön sijaan musta aukko. Sen vetovoima on niin voimakas, että edes valonnopeudella liikkuvat esineet eivät voi voittaa sitä. Reiän koko on ominaista painovoiman säde. Tämä on sen pallon säde, jota rajoittaa tapahtumahorisontti. Se edustaa aika-avaruuden rajaa. Mikä tahansa kosminen ruumis, joka on voittanut sen, katoaa ikuisiksi ajoiksi eikä tule koskaan takaisin.
Mustista aukoista on monia teorioita. Ne kaikki perustuvat painovoimateoriaan, koska painovoima on yksi maailmankaikkeuden tärkeimmistä voimista. Ja sen tärkein laatu on monipuolisuus. Nykyään ei ainakaan ole löydetty yhtään avaruusobjektia, jolla ei olisi gravitaatiovuorovaikutusta.
Oletuksena on, että mustan aukon kautta pääset rinnakkaiseen maailmaan. Eli se on kanava toiseen ulottuvuuteen. Kaikki on mahdollista, mutta jokainen lausunto vaatii käytännön näyttöä. Kukaan kuolevainen ei kuitenkaan ole vielä kyennyt suorittamaan tällaista koetta.
Siten tähden elinkaari koostuu useista vaiheista. Jokaisessa niistä valaisin toimii tietyssä kapasiteetissa, joka eroaa olennaisesti edellisistä ja tulevista. Tämä on ulkoavaruuden ainutlaatuisuus ja mysteeri. Kun tutustut häneen, alat tahattomasti ajatella, että myös ihminen käy läpi useita kehitysvaiheita. Ja kuori, jossa olemme nyt, on vain siirtymävaihe johonkin toiseen tilaan. Mutta tämä johtopäätös vaatii jälleen käytännön vahvistuksen..
